Software: Rotinas e edição de parâmetros

A redução dos dados desta tese foi realizada com o software IRAF (Image Reduction and Analysis Facility), distribuído pelo NOAO (National Optical Astronomy Observatory).

O pacote de programas utilizado foi o DAOPHOT (Stetson, 1987) dada a sua versatilidade, bem como ao conjunto de rotinas (programas) que possui para a extracção das magnitudes.

No pacote DAOPHOT, as rotinas utilizadas para determinar as magnitudes instrumentais do presente trabalho foram as que se seguem, acompanhadas por uma explicação sucinta das mesmas:

daofind – Identifica as estrelas nas diversas imagens; há um parâmetro (FWHM) que

informa o programa sobre o que é uma estrela, um raio cósmico ou um objecto extenso (galáxia ou nebulosa).

phot – Determina a magnitude instrumental de cada estrela na imagem por fotometria

de abertura tendo em conta a lista de estrelas constantes na imagem e determinada pela rotina anterior.

pstselect – Rotina utilizada para identificar um conjunto de estrelas, que na presente

dissertação foi usada de modo interactivo, mas que também pode ser usada de forma automática, para a elaboração do modelo PSF.

psf – Esta rotina constrói a PSF para a imagem a partir das estrelas “obtidas” pela

pstselect. O modelo será tanto melhor quanto maior o número de estrelas utilizadas (como explicarei mais à frente).

nstar – Este programa é utilizado para obter a fotometria para as estrelas vizinhas à

estrela PSF, bem como à própria estrela PSF, ajustando em simultâneo o perfile das estrelas previamente agrupadas.

substar – Usado para subtrair da imagem um conjunto de estrelas a partir do modelo

PSF criado.

allstar – Esta rotina ajusta o modelo PSF criado a todas as estrelas da imagem, partindo

de uma lista que contém as suas posições, magnitudes e do modelo PSF criado. No final é criada uma imagem com todas as estrelas subtraídas que evidencia a qualidade do

modelo. Esta imagem possibilita apreciar a eficiência da detecção automática efectuada pela rotina daofind ao permitir verificar se há ou não estrelas que não foram subtraídas.

Por outro lado, a imagem gerada permite avaliar a qualidade da psf pela forma e intensidade dos resíduos deixados na subtracção.

As etapas básicas e cronológicas de redução de cada uma das imagens desta tese são as constantes no fluxograma seguinte, sendo que a seta ( ) indica um ciclo que se prende com a análise dos resultados em função do parâmetro χ (chi), e cuja explicação será dada mais à frente.

Determinação dos parâmetros básicos das imagens (imexamine)

Elaboração da lista de coordenadas para todas as estrelas presentes na imagem

(daofind)

Efectuar fotometria de abertura (phot)

Escolher um conjunto de estrelas PSF (pstselect)

Elaborar o modela PSF (psf)

Ajustar o modelo psf criado às estrelas vizinhas (nstar)

Subtrair estrelas vizinhas à psf (substar)

A dependência das várias rotinas é dada na tabela 3.1. Por exemplo, a rotina daofind depende “criticamente” da edição dos parâmetros datapars e findpars.

daofind phot pstselect psf nstar substar allstar

centerpars  datapars        daopars      findpars  fitskypars  photpars 

Tabela 3.1: Relação entre parâmetros utilizados nas várias rotinas

Vejamos como se editaram cada uma das rotinas anteriores, bem como os parâmetros para os quais se teve uma especial atenção.

O datapars contém os parâmetros que descrevem as características gerais dos dados relativas a cada uma das imagens. Os parâmetros que foram levados em conta:

(i) fwhmPSF: é a FWHM da PSF em pixeis. Foi medido em várias estrelas (não saturadas), através da rotina imexamine.

(ii) sigma: desvio padrão do céu, em contas. Foi determinado com a rotina imexam, em pequenas áreas dentro da imagem e livre de estrelas.

(iii) datamin4: O valor dos dados mínimos “bons”. No presente trabalho, foi adoptado como, céu−10σ .

(iv) datamax O valor dos dados máximos “bons”. No presente trabalho, foi utilizado o valor de 63000 de modo a evitar o nível de saturação.

(v) readnoise: O valor do ruído, em e . Este valor foi retirado do cabeçalho da imagem e −

o seu valor foi de três.

(vi) epadu: é o ganho, em e−ADU−1. Este parâmetro também foi retirado do cabeçalho das imagens (_1.22e−_ADU−1_).

4 Os parâmetros datamin e datamax são usados para detectar/remover pixeis abaixo ou acima da média da imagem, isto é, para evitar que tenhamos estrelas com saturação.

O findpars tem como finalidade informar o daofind dos critérios para a detecção dos objectos estelares numa imagem. Um dos parâmetros que faz essa distinção é o threshold. O threshold não pode, desta forma, tomar valores muito elevados se pretendermos detectar estrelas ténues, sendo por isso um dos parâmetros mais “críticos” do daofind.

Segundo a bibliografia, o threshold deverá estar compreendido entre um valor de três a cinco sigma. Deste modo, realizei um estudo em que fiz variar o valor do threshold para uma dada imagem e determinei o número de estrelas detectadas em cada ensaio. O gráfico da figura traduz os resultados obtidos.

A análise do gráfico da figura 3.10 permitiu-me verificar que o número de estrelas detectadas aumenta acentuadamente para Threshold≤4, o que corresponde à detecção de picos de ruído. Assim sendo, optei por editar a rotina com o valor de quatro.

THRESHOLD N -500 500 1500 2500 3500 4500 5500 6500 0 1 2 3 4 5 6 7 8

Figura 3.10: Estrelas detectadas para uma imagem de M3 em função do threshold.

O fitskypars indica às rotinas que têm dependência dele, quais os parâmetros relacionados

com o céu (sky background), uma vez que este também contribui para as contagens

dentro da coroa circular do phot. Deste modo, e para que possamos descontar tais contas,

mede-se o fundo do céu numa região relativamente afastada do objecto (o chamado sky annulus) e assim determina-se o nível do céu.

Quando nos referimos ao sky annulus é necessário ter em conta dois parâmetros: o

Figura 3.11: Representação esquemática do perfil de uma estrela e respectivos parâmetros a editar.

No presente trabalho, foi utilizado um valor de quarenta pixeis para o annulus e de dez

pixeis para o dannulus.

O ficheiro photpars contém os parâmetros relacionados com a fotometria de abertura

utilizados pela rotina phot.

No presente ficheiro do IRAF (photpars) editaram-se os parâmetros da seguinte forma:

(i) salgorithm: permite ao phot calcular a contribuição do céu, e que no presente trabalho

foi utilizado na forma “mode”.

(ii) aperture: é o raio, em pixeis, para efectuar a fotometria de abertura utilizado pela

rotina phot. O valor utilizado no presente trabalho foi de 35 pixeis.

O ficheiro daopars contém os parâmetros relacionados com a criação e respectivo ajuste do modelo PSF. Os parâmetros que se seguem determinam o sucesso da criação do modelo PSF:

(i) varorder: o modelo da PSF a criar. No presente trabalho, o valor utilizado foi zero

(modelo analítico constante ao longo da imagem).

(ii) psfrad: é o raio, em pixeis, do círculo dentro do qual a PSF é definida. O valor

utilizado foi de quarenta pixeis.

(iii) fitrad: é o raio, em pixeis, dentro do qual o modelo PSF da estrela observada é

O centerpars é um algoritmo que está desenhado de forma a determinar os centros das

estrelas presentes nas imagens. O calgorithm foi o parâmetro editado e que determina o

centro da estrela, tendo sido usado na forma “none” uma vez que se introduzia uma lista que continha os centros das estrelas (criada pela rotina daofind). Por vezes foi usado na